Модели звездных колыбелей напечатали на 3D-принтере

Теперь в руках можно подержать модель звездной колыбели, размером с теннисным мячом, и собственными глазами увидеть, как на рождение звезд влияет гравитация, турбулентность или магнитные поля. Неразличимые на первый взгляд симуляции в виде сфер получили четкие различий, хотя по мнению авторов статьи в The Astrophysical Journal Letters, можно было выбрать любую форму, а сфера играет только эстетическую роль. Самым важным галактическим процессом является процесс звездообразования — появление новых звезд приводит эволюцию галактик, а его прекращения галактику можно считать мертвой. От рождения звезды зависит появление, и функционирование планет, и даже условия на них, поэтому астрономы пристально следят за молекулярными облаками, где со временем появляются ядра протозвезды. Эти облака и называют звездными колясками — водород в молекулярном состоянии, сжимается до тех пор, пока в разреженном газе не появится центр тяжести, вокруг которого начнет собираться вещество. В этом слоистом ядре — протоядре — начинает расти температура и давление, вызывающую первую термоядерную реакцию. С этого момента этот объект можно официально считать звездой. Впрочем, молекулярные облака не начинают сжиматься просто так. Двигателем звездообразования является гравитационная неустойчивость — гравитационные возмущения, заставляющее однородную среду наполнятся сгустками. На это влияет множество факторов: например, приливные или ударные волны, давление газа и излучения, магнитные поля и центробежные силы. Это очень широкий спектр физических процессов, каждый из которых приводит к появлению нового светила, и за каждым из которых крайне трудно уследить. Комковатая и нитевидная структура молекулярных облаков хорошо наблюдается в радио и субмиллиметровом диапазонах, а на снимках оптических и инфракрасных телескопов можно увидеть поглощения пыли, впрочем, основная цель наблюдений лежит в распределении объемной плотности в этих люльках.

Тысячи огромных (в 20−100 парсеков) и массивных (в десятки тысяч солнечных масс) комплексов из газа и пыли нашей галактики остаются невидимыми на коротких длинах волн холодными средами, которым понадобились миллиарды лет, чтобы приобрести тот вид, которым мы видим их сейчас. Ученым необходимо знать о доле газа с высокой плотностью, которая связана со скоростью и эффективностью звездообразования, чтобы создавать модели и симуляции, которые смогут нас по крайней мере приблизить к раскрытию ключевых закономерностей процесса рождения звезд. Но в отличие от поверхностной плотности и массы облаков, действительно можно получить из смоделированных двухмерных карт, объемная плотность остается неопределенной, ведь по своей сути трехмерная и ведет скорее к большим погрешностям через упрощенность нашего представления о геометрии облака, а с ней и к факторам, влияющих на звездообразования.

Получаемые телескопами изображения на самом деле — это результат обработки огромных массивов данных командами астрономов, а их цветность — результат попыток облегчить восприятие снимков. Снимки с «Хаббла» в ультрафиолетовом диапазоне или фото «Спитцера» в инфракрасном самом деле черно-белые, а красят их астрономы в зависимости от того, какие особенности имеют пойманные в объектив структуры. Например, можно наделить различные точки структур цветами в зависимости от температуры, химического состава или удаленности. И это необходимо, ведь астрономия наука визуальная и использовать визуализацию позволяет всесторонне анализировать изучаемое. Поэтому и наша способность полностью исследовать информацию, доступную в наблюдаемых и смоделированных данных, ограниченная инструментами, которые мы используем для их представления.

Моделирование уже давно используется для понимания трехмерной морфологии звездных люлек, сложная структура которых несет на себе отпечаток физики, приводит к их формированию и определяет эволюцию. Моделирование способны охватить эффекты само гравитации, турбулентности, магнитных полей и множества других факторов, формирующих облачную среду. Однако, эти молекулярные облака все же объемные, а перенос и без того упрощенных 2D-данных в трехмерные ведет к еще большей потери информации из-за упрощения. Но в этой работе команда астрофизиков Калифорнийского университета, попыталась прибегнуть к моделированию звездных колыбелей со всеми внутренними вариациями плотности газов, а также с учетом турбулентных, гравитационных и магнитных факторов. Набор из девяти симуляций с различными параметрами, а также использования в будущем большего количества цветов на их обозначения, позволил воссоздать конкретную плоскость данных о молекулярных облака в напечатанном на 3D-принтере объеме.

Итак, для своих звездных колыбелей ученые использовали девять физических сценариев, в которых могут происходить «нормальные» физические параметры, которые обычно наблюдаются в реальных молекулярных облаках, с низким и высоким числом Маха, а также различными параметрами турбулентности и магнитного поля. В общем нитевидный и в целом «облачный» вид сфер напоминает традиционные визуализации молекулярных облаков, однако при ближайшем рассмотрении различия становятся более очевидными, ведь все эти параметры становятся ощутимыми, если видеть их в объеме. Во-первых, субструктуры в конце приобрели свою природною «непрерывность» — отдельные волокна или пучки могут простираться на гораздо большие расстояния, чем можно было бы ожидать по двумерным изображениями моделирования или наблюдений. В каждой из сфер можно наблюдать заметный «главный» холодный Феломен, извивающейся с середины облака, пока не исчезнет из поля зрения. По мере того как он проходит через облако, ее средняя плотность на единицу длины может постепенно меняться, но общая непрерывность структуры сохраняется — на двухмерном изображении она казалась бы усеченной и отделенной от других. Во-вторых, в сферах можно отследить сложные слоистые конструкции, в зависимости от угла обзора на двухмерном изображении могут быть ошибочно приняты за феломены. И наконец, в-третьих, следует отметить общие качественные различия между самими сферами. Да, они и должны быть разными из-за того, что воспроизводят различные симуляции, однако за ними интуитивно понятно, как, например, в средах с высоким числом Маха, влияние магнитного поля на морфологию облаков усиливается. В то же время как низкие значения, магнитное поле действуют, удерживая вещества в одной структуре, поэтому на таких сферах было много пустот.

Эти сферы не имели никакого отношения к реальным звездных люлек, потому что не было цели скопировать какую-то конкретную. Однако, по мнению ученых, этот подход вполне возможно реализовать с локальными молекулярными облаками, такими как облако Ориона.

Перевод материала nauka.ua